Die Sonne scheint jeden Tag - wir müssen nur lernen,
sie auch hinter dicken Wolken zu erkennen.
( Frank )
Die Sonne - der Stern von dem wir leben:
Allgemeines und Begriffe
Sonne
Die Sonne
Die Sonne (lat. Sol) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird.
Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet.
Stern
Unser solarer Nachbar - Alpha Centauri
Unter einem Stern versteht die Astronomie eine massereiche, selbstleuchtende Gaskugel, die Alltagssprache hingegen jeden Himmelskörper,
der dem bloßen Auge punktförmig erscheint.
Dass fast alle dieser Lichtpunkte am Nachthimmel weit entfernte Sonnen sind, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie.
Die Sonne - der Stern von dem wir leben
Geschichtliches - Die Bedeutung der Sonne für den Menschen
Homo Neanderthalensis
Schon seit Urzeiten hat der Mensch einen besonderen Bezug zur Sonne!
Sonnenfinsternis
Wer einmal eine Sonnenfinsternis erlebt hat, der kann sich der Mystik dieser Erscheinung kaum entziehen.
Und er wird zumindest erahnen können, welch panische Angst unsere Vorfahren erfasst haben muss,
wenn dieser wärme- und lebenspendende Glutball sich plötzlich verdunkelte.
Selbst noch im Jahre 1980 hatten sich bei einer Sonnenfinsternis im unerschlossenen Norden Kenias Eingeborene in panischer Angst umgebracht,
weil sie das kurze Erlöschen der Sonne als Weltuntergang deuteten.
|
|
|
|
|
|
|
|
Frühling
|
|
Sommer
|
|
Herbst
|
|
Winter
|
Auch wenn sie von den vielfältigen Einwirkungen der Sonne auf die Erde nur wenig wussten, so war doch schon den Steinzeitmenschen klar wie stark die Sonne ihr Leben beeinflusste.
Tag und Nacht bestimmten den Wechsel von Arbeit und Ruhe.
Der Rhythmus der Jahreszeiten und der damit verbundene Sonnenstand bestimmten Aussaat und Ernte, Fruchtbarkeit und Erstarrung, Geburt und Tod.
Dass die Sonne immer beteiligt war, konnte niemand übersehen. Aus diesem Grunde spielte sie in den Schöpfungsmythen eine entscheidende Rolle.
Ägypten
|
|
|
|
|
|
Echnaton
|
|
Ra(Re)
|
|
Echnaton und Nofretete opfern dem Sonnengott Aton
|
|
|
Die Pharaonen galten als direkte Abkömmlinge des Sonnengottes, neben dem jedoch auch noch andere Götter existierten.
|
|
Von allen Völkern des Altertums brachten die Ägypter der Sonne die höchste Verehrung entgegen.
Die Pharaonen der 5. Dynastie erhoben 2½- Jahrtausende vor Christus den Glauben an den Sonnengott Re bzw. Ra zur Staatsreligion.
|
|
Echnaton schließlich erhob die Sonnenscheibe „Aton“ in den Rang des alleinigen Gottes.
Ein berühmtes Relief zeigt Echnaton und seine Frau Nofretete mit den gemeinsamen Kindern unter der Sonnenscheibe Aton,
deren Strahlen in lebensspendenden Händen münden.
|
Griechenland
Helios
Die alten Griechen verehrten den Sonnengott Helios, der täglich, von feurigen Rössern gezogen, mit seinem goldenen Streitwagen über des Firmament zog.
Persien und Babylon
Schamasch
Mithras
In Persien entwickelte sich der Mithras-Kult. Mithras war Sonnen- und Kriegsgott zugleich.
Er verschmolz in Babylonien mit dem Sonnengott Schamasch und breitete sich schließlich im dritten Jahrhundert
nach Christus mit den römischen Legionen über das gesamte römische Reich aus - einschließlich Germanien und Britannien.
Azteken
Menschenopfer
AztekischerKalender
Die Azteken, die von 1400 an in Mittelamerika ein mächtiges Reich geschaffen hatten, huldigten einem Sonnenkult der uns Mitteleuropäern besonders grausam erscheint.
Um den Sonnengott Huitzilopochtli gnädig zu stimmen mussten ihm Menschen geopfert werden.
Aztekische Priester rissen den Opfern, zumeist Kriegsgefangenen, die Herzen bei lebendigem Leibe heraus, um sie dem Sonnengott darzubieten.
Inkas
Besonders ausgeprägt war der Sonnenkult bei den Inkas.
Der regierende Inka galt als Sohn des personifizierten Sonnengottes.
Deshalb wurden überall im Reich prachtvolle Tempel errichtet, deren Wände teilweise mit purem Gold verkleidet waren,
denn Gold bedeutete in der Quechua-Sprache der Inkas „den von der Sonne geweinten Tränen“.
Das Zentrum des Sonnenkults der Inkas, war Machu Pichu, hoch in den Anden.
Matchu Pitchu
Gestern-Heute-Morgen in Europa
Stonehenge
Aber auch in Europa stoßen wir heute noch auf Spuren des Sonnenkultes.
Berühmtestes Beispiel: Stonehenge.
Ein 33 Meter durchmessender Steinkreis, aus bis zu 50 Tonnen schweren Monolithen aufgerichtet.
Ein steinzeitliches Observatorium, dessen Verbindungslinien zwischen den Monolithen auf Punkte am Horizont weisen, wo vor 3.500 Jahren Sonne und Mond auf- und untergingen.
Die Konstrukteure der Anlage verfügten zweifellos über hervorragende astronomische Kenntnisse.
Die Sonne, ein Stern wie alle anderen
Sonnenaufgang
Weder die geheimnisvollen Erbauer von Stonehenge, noch Inkas, Mayas und Azteken, weder Babylonier, noch Griechen,
Perser oder Ägypter hatten Vorstellungen von der wahren Natur der Sonne.
Sie hätten es als Gotteslästerung empfunden die Sonne lediglich als einen Stern unter vielen, vielen anderen anzusehen.
Einen Stern, der uns lediglich ein wenig näher steht als all die anderen Lichtpunkte am Himmel einer klaren Sternennacht.
Stonehenge © Pete Strasser (USA)
Entfernung Erde - Sonne
Während das Licht der Sterne Jahre, Jahrzehnte, Jahrhunderte und schließlich gar Jahrzehntausende zu uns unterwegs ist,
benötigt es für die rund 150 Millionen km von der Sonne zur Erde nur 8½ Minuten.
Der Durchmesser der Sonne entspricht dem von 109 Erdkugeln.
Die Größe unserer Sonne
Es gibt zwar auch Sterne, die noch kleiner sind als unsere Sonne, wie z.B. Mintaka, einer der Gürtelsterne im Orion.
Aber im Vergleich zu den meisten Sternen jedoch ist die Sonne nur ein Zwerg! Stünde sie uns nicht so nahe würde sie von anderen Sternen leicht überstrahlt.
|
|
|
|
Antares ist Hauptstern im Sternbild Skorpion
|
|
Arktur ist Hauptstern im Sternbild Bärenhüter
|
Sonnenflecken
Zeichnung von Sonnenflecken - Galileo 1613
Galileo Galilei richtete im Sommer 1610 sein Teleskop auf das Tagesgestirn.
Ein Jahr später beobachteten der ostfriesische Pfarrerssohn Johannes Fabricius und der Ingolstädter Jesuitenpater Christoph Scheiner die Sonne.
Alle drei entdeckten unabhängig voneinander, dass die Sonnenscheibe dunkle, veränderliche Flecken aufweist.
Eine unerhörte Entdeckung, stand diese doch im Widerspruch zur herrschenden Lehrmeinung des Aristoteles,
nachdem die Sonne „makellos“ und der Kosmos vollkommen und unveränderlich sei.
Erde und Mond im Größenvergleich
Wenn die übliche Helligkeit der Sonne stark gedämpft ist, bei Sonnenauf- und Untergängen etwa oder bei Dunst oder Nebel,
lassen sich besonders große Sonnenflecken bereits mit bloßem Auge erkennen.
Flecken solchen Ausmaßes sind allerdings selten.
Einer der größten Flecken die jemals fotografiert wurden, tauchte im April 1947 auf.
Die Ausdehnung entsprach mit 300.000 km oder 25 Erddurchmessern, fast der Entfernung Erde-Mond
Entwicklung der Sonnenflecken
Schon früh fiel den Astronomen auf, dass die Flecken eine bestimmte Entwicklung durchlaufen.
Aus kleinen schwarzen Pünktchen, sogenannten Poren, wachsen sie heran.
Nach Tagen, Wochen oder erst nach Monaten verschwinden sie wieder.
Sie tauchen scheinbar willkürlich an verschiedenen Orten auf, aber immer nur beiderseits des Sonnenäquators und nur selten am Äquator selbst.
Sie reichen bis in mittlere Breiten, aber nie bis zu den Polen.
Manchmal treten riesige Fleckengruppen auf.
Bei größeren Sonnenflecken erkennt man eine dunkle Mitte, die tiefschwarze Umbra, umgeben von faserigen, grauen Randzonen, die Penumbra,
die wie die Arme einer Seeanemone nach außen weisen.
Sonnenflecken stellen magnetische Störungen an der Sonnenoberfläche dar.
Sie treten dort auf, wo das Magnetfeld der Sonne nach außen dringt.
Starke magnetische Felder unterbrechen dabei den Wärmenachschub aus dem Sonneninnern.
Während die Sonne an der Oberfläche eine Temperatur von 5.800° Celsius aufweist,
kühlt sie sich an den Austrittsstellen der Magnetfelder um etwa 1.400 Grad ab und erscheint dadurch dort dunkler.
Die nächste Entdeckung im Zusammenhang mit den Sonnenflecken gelang eher zufällig.
Samuel Heinrich Schwabe aus Dessau machte sich 1829 auf die Suche nach einem weiteren Planeten.
Innerhalb der Bahn des sonnennächsten Planeten Merkur. Wenn dieser hypothetische Planet tatsächlich existierte,
dann musste er regelmäßig vor der Sonnenscheibe hinwegziehen.
Um ihn bei einem derartigen Durchgang nicht mit einem Sonnenfleck zu verwechseln, musste Schwabe daher jede Fleckenposition möglichst genau vermessen.
Dabei stieß er auf ein völlig unerwartetes Ergebnis:
Nach 17 Jahren intensiver Suche hatte er zwar keine Spur des gesuchten Planeten gefunden, aber bemerkt,
daß die Zahl der Sonnenflecken in einem rund 11jährigen Rhythmus schwankt.
Sonnenrotation
1853 begann der englische Amateurastronom Richard Carrington damit, die exakte Rotationsdauer der Sonne aus der Bewegung der Sonnenflecken abzuleiten.
Schon Scheiner hatte bemerkt, dass die Sonnenflecken im Verlaufe von etwa 2 Wochen vom Ost- zum Westrand der Sonne wanderten.
Carrington stellte fest, dass die Sonne sich nicht wie ein starrer Körper verhält.
Während ein Fleck in Äquatornähe rund 25 Tage für eine Umrundung der Sonne benötigte,
verlangsamte sich die Sonnenrotation in höheren Breiten bis auf über 30 Tage.
Dies erlaubte die Schlussfolgerung, dass die Sonne zumindest in den äußeren Bereichen gasförmig ist.
Doch Carrington entdeckte noch eine weitere Gesetzmäßigkeit:
Sonnenflecken bilden sich am Beginn des elfjährigen Zyklus zunächst in zwei breiten Bändern in etwa 30° nördlicher und südlicher Breite.
Im weiteren Verlauf eines Zyklus bilden sich die Flecken dann immer näher am Äquator.
Wenn dann beim Maximum sehr viele Flecken die Sonnenscheibe bevölkern, konzentrieren sie sich in zwei Zonen beiderseits je 15° vom Sonnenäquator entfernt.
Nach Überschreiten des Maximums schieben sich die Flecken noch dichter an den Äquator heran, werden jedoch immer weniger,
bis der erste Fleck in hohen Breiten den Beginn eines neuen Zyklus anzeigt
Aufbau der Sonne
Während einer totalen Sonnenfinsternis, kurz bevor der Mond die Sonne völlig bedeckt, leuchtet am Mondrand ein rötlicher Saum auf - die Atmosphäre der Sonne,
die Chromosphäre.
Hier sieht man bei verfinsterter Sonne bereits mit bloßem Auge zungenartige Lichtgebilde und Lichtbögen, die noch weit über die Chromosphäre hinausragen:
Gasausbrüche, die Protuberanzen.
Die Chromosphäre liegt 5000 km über der Photosphäre.
Mit Spezialfiltern sichtbar gemacht, erweckt sie mit ihren vielfältigen Aktivitäten den Eindruck eines tosenden, gischtsprühenden Meeres aufgewühlter Gase.
Eine Wasserstoffwelt, beherrscht und dominiert vom Magnetismus der Sonne.
Am Rande der Chromosphäre erkennt man Gasspritzer, die mit Überschallgeschwindigkeit in Höhen bis zu 10.000 km aus der Chromosphäre emporschießen,
nur wenige Minuten existieren, um wieder neuen Spritzern Platz zu machen. Diese Spiculen steigen und fallen wie Wellen in einem stürmischen Meer.
|
|
|
|
Spiculen
|
|
Spiculen, aufgenommen von SOHO
|
Protuberanzen
Filamente, aufgenommen von SOHO
Lange, dunkle, schlangenförmige Filamente kühlerer Gase erstrecken sich über der Chromosphäre.
Gewaltige Bögen, die mehr als 600.000 km Länge und 80.000 km Höhe erreichen können.
Während diese Gebilde vor der Chromosphäre dunkel erscheinen, heben sie sich als helle Protuberanzen vor dem schwarzen Himmel ab.
Protuberanzen
Protuberanzen stehen in enger Verbindung mit Sonnenflecken und unterliegen damit ebenfalls dem elfjährigen Aktivitätszyklus der Sonne.
Sie bestehen aus Wasserstoffgas dessen glühende Teilchen an den Magnetfeldlinien entlang wandern.
Ihre Formenvielfalt reicht von kurzlebigen Schleifen und Bögen über ruhende, heckenförmig angeordneten Gasfackeln,
die monatelang existieren können, bis hin zu eruptiven Protuberanzen, die plötzlich explosionsartig in große Höhen schießen.
Dabei fällt das Plasma teils zur Sonnenoberfläche zurück, teilweise schießt es hinaus in den Weltraum und wird vom Sonnenwind weggetragen.
|
|
|
|
Koronaler Massenauswurf
|
|
Hecken-Protuberanz
|
|
|
|
|
|
|
Bogen/Schleifen-Protuberanz
|
|
Fakel-Protuberanz
|
Koronaler Massenauswurf
Manchmal kommt es in der Korona zu gigantischen Materieauswürfen. Ein Plasmabogen bildet sich in der Korona.
Er steigt höher und höher und erreichte dabei eine Geschwindigkeit von 2 1/2 Millionen km pro Stunde (!!).
Wenn er schließlich das Magnetfeld der Sonne durchbricht, entlädt er einen gewaltigen Schauer von rund 10 Milliarden Tonnen Sonnenmaterie in den Weltraum.
Soho beobachtete am 29. September 2001 einen koronalen Massenauswurf in dessen Folge auch Polarlichter in unseren Breiten zu sehen waren.
Soho beobachtete am 04. Januar 2002 einen weiteren koronalen Massenauswurf in dessen Folge ebenfalls Polarlichter in unseren Breiten zu sehen waren.
Das Magnetfeld der Sonne
Das Magnetfeld der Sonne
Die Sonnenkorona
Der sichtbare Sonnenrand ist eine Illusion.
Über der Chromosphäre erstreckt sich die Korona, was auf deutsch Krone heißt.
Sie stellt die Fortsetzung der Sonnenatmosphäre in den Weltraum dar.
In immer stärkerer Verdünnung breitet sie sich als ständig wehender Wind in den interstellaren Raum aus.
Im Jahre 1869 fand man im Spektrum der Sonnenkorona eine grüne Emissionslinie.
Jedes chemische Element erzeugt seine eigenen, charakteristischen Linien im Spektrum.
Emissionslinien sind also so etwas wie die „Fingerabdrücke“ der Elemente.
Die grüne Koronalinie konnte jedoch keinem irdischen Element zugeordnet werden, so dass die Astronomen annahmen, die Korona enthielte ein noch unbekanntes Element,
das sie „Coronium“ nannten.
Siebzig Jahre lang blieb das Rätsel um das Coronium ungelöst, bis man 1941 herausfand, dass diese grüne Linie von gasförmigem, hochionisiertem Eisen.
So stark ionisiert, dass dessen Atomen ein Großteil der Elektronen fehlt. Dies aber war nur möglich,
wenn die Korona extrem heiß war, nämlich 1 bis 2 Millionen Grad!
Sonnenspektrum
Die Form der Korona wird von Magnetkräften bestimmt, die von der Stärke der Sonnenaktivität abhängen.
Im Aktivitätsmaximum ist sie nahezu kreissymetrisch angeordnet.
Im Minimum weist die Korona eine starke Abplattung an den Polen und lange, parallel verlaufende Strahlenbündel am Äquator auf.
|
|
|
|
Maximum-Korona
|
|
Minimum-Korona
|
Die Granulation der Sonnenoberfläche
Die Granulation der Sonnenoberfläche
Auf sehr hoch aufgelösten Aufnahmen der Sonnenoberfläche kann man erkennen, dass sie eine feine, körnige Struktur aufweist.
Diese wird von Gasblasen gebildet, die wie in einem riesigen Kochkessel aufsteigen. Man nennt sie Granulen.
Jede dieser Granulen hat einen Durchmesser von 1.500 km, schießt mit fast zweifacher Schallgeschwindigkeit in die Höhe und zerplatzt.
Die schon erwähnten Spiculen der Chromosphäre scheinen die Fortsetzungen der aufgeplatzten Gasblasen zu sein.
In dieser Erscheinung glauben die Astronomen eine Erklärung für die Aufheizung der Korona gefunden zu haben.
Wenn die heißen Gasblasen aus dem Sonneninnern aufsteigen, entladen sie ihre Energie nicht nur in Form von Licht und besonderen magnetischen Wellen,
sondern auch in Form von Schallwellen - ähnlich dem Brandungsdonner am Meer.
Auf der Sonne herrscht dadurch ein Lärm jenseits jeder menschlichen Vorstellungskraft.
Die Schockwellen der aufgeplatzten Granulen führen zu dieser enormen Erhitzung der Korona.
Sonnenflares
Die energiereichsten Ausbrüche der Sonne treten in sogenannten Flares auf, eng mit Sonnenflecken verbundenen, lokalen Explosionen.
Innerhalb nur einer Sekunde werden Elektronen und Protonen fast auf Lichtgeschwindigkeit beschleunigt.
Ungeheuer energiereiche, katastrophenähnliche Vorgänge erzeugen dabei Blitze, die das Sonnensystem mit starker Strahlung überfluten.
Die dabei freigesetzte Energie entspricht der von 100 Milliarden Hiroshima-Atombomben!
Die Flares beziehen ihre ungeheuren Energien aus sich gegenseitig vernichtenden Magnetfeldern.
|
|
|
|
|
|
Sonnenflare
|
|
Sonnenflare
|
|
Sonnenflare
|
Starke Strahlung aus mächtigen Flares kann die Erde mit Lichtgeschwindigkeit in nur 8 Minuten erreichen und in der Erdatmosphäre heftige Störungen auslösen.
Die bei einem Flare stark erhöhte Röntgen- und UV-Strahlung führt zu einer dramatischen Veränderung der Ionosphäre, wodurch die Ausbreitung der Funkwellen,
die an dieser Schicht reflektiert werden, weitgehend gestört wird.
Ebenso kann es zum Zusammenbruch ganzer Telefonnetze kommen. Umgekehrt kann es aber auch passieren, dass CB-Funk-Sendungen, die normalerweise nur 20 km weit reichen,
plötzlich von der gestörten Ionosphäre tausende von Kilometern weit getragen werden.
So war 1979, auf dem Höhepunkt eines Fleckenzyklus, der Funkverkehr von New Yorker Taxis in Deutschland zu hören.
Auswirkungen starker Sonnenaktivität
Aufheizen der Erdatmosphäre
Bei starker Sonnenaktivität heizt sich die Atmosphäre in den oberen Bereichen stark auf und dehnt sich weiter als gewöhnlich in den Weltraum aus.
Mit der Raumstation Skylab untersuchten die Amerikaner insbesondere die Korona der Sonne.
Während des Fleckenmaximums 1979 hatten ungewöhnliche viele Eruptionen mit Kaskaden energiereicher Strahlung die Atmosphäre der Er-de derart aufgebläht,
dass die in 440 km Höhe kreisende Raumstation plötzlich auf Luftwiderstand stieß.
SkyLab
Dadurch wurde Skylab langsamer, sank tiefer und stürzte schließlich drei Jahre vor dem berechneten Ende über dem Südwesten Australiens ab.
Ähnlich erging es dem Solar-Maximum-Mission-Sateliten, kurz SMM, der einzig zur Überwachung von Flares gebaut worden war.
Sehr gefährliche, hochenergetische Protonen erreichen die Erde in weniger als einer Stunde.
Sie können ungeschützte Astronauten durch eine tödliche Strahlungsdosis umbringen.
Glücklicherweise ereignete sich ein großer Sonnenflare im August 1972 genau zwischen den bemannten Mondflügen von Apollo 16 und Apollo 17.
Er wäre für die Astronauten tödlich gewesen!
Koronale Massenauswürfe erreichen die Erde ein bis vier Tage nach einem Ausbruch als dichte Wolke von Magnetfeldern, die die Stromversorgung unterbrechen können.
1989 wurde die kanadische Provinz Quebec innerhalb weniger Sekunden in völlige Dunkelheit getaucht.
Sechs Millionen Menschen hatten über 9 Stunden lang keinen Strom!
Auf dem St. Lorenz-Strom konnten Schiffe nicht mehr sicher navigieren, weil ihre Kurzwellenfunkgeräte ausgefallen waren.
Der Sonnenwind
Doch auch außerhalb solch spektakulärer Flares verliert die Sonne ständig an Masse. Die Sonne bläst sich immerzu selbst weg.
Sie verkocht buchstäblich die äußere Schicht ihrer Atmosphäre und erfüllt das Sonnensystem mit einem ständigen Fluss elektrisch geladener Materie -
dem Sonnenwind.
Weißglühende Wolken heißen Plasmas jagen ständig von der Sonne weg und umgeben Planeten, Monde, Asteroiden und Kometen mit einem glühenden Wind.
Durch das ständige Abströmen von Gas dehnt sich die Sonnenatmosphäre weit in den interstellaren Raum hinaus aus.
Dieser äußerste Rand der Heliosphäre bildet schließlich die Grenze unseres Sonnensystems.
Durch diesen ewigen Wind verliert unser Stern in jeder Sekunde 1 Million Tonnen an Masse.
Im Vergleich zur ungeheuren Gesamtmasse der Sonne bedeutet dies, dass der Massenverlust durch den Sonnenwind in 10 Milliarden Jahren etwa 0,01% der Gesamtmasse ausmacht!
Kometenschweif und Sonnenwind
Schon Anfang der fünfziger Jahre schloss man aus der Bewegung von Kometenschweifen auf die Existenz des Sonnenwindes.
Kometen können fast überall am Himmel unerwartet auftauchen und rasen aus den unterschiedlichsten Richtungen auf die Sonne zu.
Ihr Schweif aber ist durch den ständig wehenden Wind der Sonne immer von ihr weggerichtet.
Die Kometenschweife flattern wie Fahnen im Sonnenwind.
Das Magnetfeld der Erde
Die Erde wird durch ihr Magnetfeld gegen diese energiereiche Hochgeschwindigkeitsströmung abgeschirmt.
Auf der Sonnenzugewandten Seite der Erde prallt dieser Partikelstrom auf die Magnetosphäre.
Dieser magnetische Schutzschild lässt den Sonnenwind um die Erde herumfliessen.
Auf der Nachtseite unseres Planeten wird das Magnetfeld zu einem tropfenförmigen Schweif auseinandergezogen, der weit über die Mondbahn hinausreicht.
Einigen Teilchen jedoch gelingt es diese magnetische Abschirmung zu durchbrechen.
Sie rasen an den Magnetfeldlinien entlang zu den Polen der Erde.
Dort kollidieren sie mit den Sauerstoff- und Stickstoffatomen der Atmosphäre und regen die Gasteilchen wie ein kosmisches Neonlicht zum leuchten an:
Polarlichter flammen auf!
Polarlichter
Die Sonne - unsere Wettermaschine
Unser Klima und unser Wetter werden von der Sonne bestimmt.
Sie liefert die Wärme, die das Wasser der Meere verdunsten lässt.
Sie erzeugt Temperaturschwankungen, die Winde in der Luft und Strömungen in den Meeren entstehen lässt.
Wir beginnen gerade erst den Zusammenhang zwischen der Sonnenaktivität und der Klimaentwicklung zu verstehen.
Dinosaurier, © National Geographic
Als die Dinosaurier die Erde beherrschten war die Welt noch in Ordnung!
Das Klima war feuchtwarm, weltweit lag die Temperatur etwa 15° höher als heute und es gab natürlich keine polaren Eiskappen.
Die meiste Zeit ihrer 4,6 Milliarden Jahre war die Erde sogar völlig eisfrei, auch an den Polen.
Eiszeit
In den letzten Millionen Jahren jedoch war das Klima durch wiederkehrende Eiszeiten beherrscht.
Auf dem Höhepunkt der letzten Eiszeit war soviel Wasser in Eis gebunden, daß der Meerespiegel 100 m tiefer lag als heute.
Vor 10.000 Jahren wurde es wärmer und die Gletscher schmolzen, die menschliche Kultur entwickelte sich.
Da keine Zwischeneiszeit länger als 12.000 Jahre dauerte, stehen wir evtl. bald am Beginn einer neuen Eiszeit.
Antarktis
Arktis
Das schwerfällige Kommen und Gehen der Gletscher ist vor allem auf langperiodische Veränderungen in der globalen Verteilung der Energie zurückzuführen,
die die Erde von der Sonne empfängt. Diese haben ihre Ursache zum einen in gewissen Schwankungen der Erdbahn und der Neigung der Erdachse,
zum anderen liegt die Ursache in langfristigen Änderungen der Sonnenaktivität selbst.
Der deutsche Astronom Gustav Spörer untersuchte 1887 die Sonnenfleckenaktivität anhand geschichtlicher Aufzeichnungen und stellte fest,
das zwischen 1645 und 1715 praktisch keinerlei Flecken auf der Sonne zu sehen waren.
Baumringe
Weiterhin lässt sich die Aktivität der Sonne auch aus der Breite der Baumringe ablesen, denn Bäume spiegeln Veränderungen im Wetter in ihren Wachstumsringen wider.
Das Klima bestimmt die Breite des jeweiligen Jahresringes.
Borstenkiefer
Durch das Studium der Wachstumsringe der Borstenkiefern, die bis zu 5.000 Jahre alt werden können, stellte man u.a. fest,
dass die Sonnenstrahlung in den vergangenen Jahrtausenden über längere Zeiträume mehrmals erheblich schwankte.
Aus all diesen Beobachtungen, ergänzt durch Wetteraufzeichungen,
Untersuchungen von Sedimentablagerungen im Meeresboden und Eisproben aus historischen Ablagerungen ergibt sich das folgende Bild:
-
Zwischen 1100 und 1250 gab es im Nordatlantik eine Phase in der ein sehr mildes Klima, das Mittelaltermaximum herrschte.
-
Es fällt zusammen mit hoher Fleckenaktivität, breiten Baumringen und einer großen Zahl beobachteter Polarlichter.
Das milde Klima ermöglichte den Wikingern die Besiedelung Grönlands und Reisen nach Nordamerika.
Damals konnten sie im „Grünen Land“, wie Grönland seither heißt, Schafe züchten und sogar Getreide anbauen.
-
Im darauf folgenden Wolf-Minimum von 1280 bis 1350 schob sich dann das Packeis immer weiter nach Süden vor.
-
Das Spörer-Minimum dauerte von 1450 bis 1550.
Viele Künstler jener kalten Zeit stellten auf ihren Bildern die extrem harten Winter ihrer Tage anschaulich dar.
-
Die Lücke zwischen 1645 und 1715, das sog. Maunder-Minimum, kennzeichnet eine weitere „kleine Eiszeit“.
Die Themse fror im Winter 1684 sogar für 2 Monate zu.
|
|
|
|
Wikinger in Grönland
|
|
Schafzucht in Grönland
|
Sonnenminima und Sonnenmaxima
Die Sonne im Detail - Die Entstehung des Sonnensystems
Akkretionsscheibe
Das Sonnensystem entstand aus einer rotierenden Wolke aus Gas und Staub. Man nennt die rotierende Scheibe Akkretionsscheibe.
Fast die gesamte Masse der Gas- und Staubscheibe stürzt im Mittelpunkt der Akkretionsscheibe zusammen und bildet einen Protostern, unsere heutige Sonne.
Die Verklumpung von Staubteilchen führte in der restlichen Scheibe zur Bildung von kleinen Planeten (Planetesimale)
welche irgendwann genug Masse hatten um zu einem Planet heranzuwachsen.
Unser Sonnensystem entstand aus Gas und Staub.
Illustration einer Akkretionsscheibe
Der Aufbau unseres Sonnensystems
Planetenbahnen:
Alle Planeten umlaufen die Sonne auf fast kreisförmigen Bahnen, die Planetenbahnen.
Die Planetenbewegungen sind geordnet und verlaufen alle im Uhrzeigersinn in der gleichen Richtung.
|
|
|
|
|
|
Sonnenumlauf ungeordnet
|
|
Sonnenumlauf geordnet
|
|
Sonnenumlauf in gleicher Richtung
|
Die Ebene des Sonnensystems:
Alle Planeten mit ihren Planetenbahnen liegen in einer Ebene.
Man nennt dies die Ebene des Sonnensystems, auch Ekliptik genannt.
Die einzige Ausnahme in dieser Regel bildet Pluto, der äußerste Planet unseres Sonnensystems.
Akkretionsscheibe
Die Sonne in Zahlen und Fakten
Die Sonne
Steckbrief:
- Durchmesser = 1.390.000 km
- Achsneigung = 0 °
- Volumen (Erde = 1) = 1.300.000
- Oberflächentemperatur = ca. 5.700 °C
- Rotationszeit = Äquator 25 Tage, Pole 30 Tage
Die Sonne ist ein lebender Stern und es gibt eine Menge zu entdecken
Sonnenflecken
Protuberanzen
Fakten:
- Die Sonne entstand vor 5 Milliarden Jahren.
- Die Sonne ist so riesig das man 330.000 Erdkugeln bräuchte um sie aufzuwiegen.
- Die Sonne besteht aus 73% Wasserstoff, 25% Helium und 2% schwereren Elementen.
- Die Sonne ist ein lebender Stern und es gibt eine Menge zu entdecken.
|
|
|
|
|
|
Aufnahme von Soho
|
|
Aufnahme von Soho
|
|
Aufnahme von Soho
|
Die Sonne - ein Atomofen
Mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen km hätten 333.000 Erdkugeln in ihr Platz.
Tief in ihrem Innern, bei Temperaturen von 15 Millionen Grad und Drücken von 200 Milliarden Atmosphären wird Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umgewandelt.
In jeder Sekunde wird die unvorstellbare Menge von 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium verschmolzen.
Die Energie wird durch Strahlung und Konvektion an die Sonnenoberfläche transportiert und in den Weltraum abgegeben.
Die Sonne wandelt 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie um. 4 Millionen Tonnen in jeder Sekunde und das seit ihrer Geburt vor 5 Milliarden Jahren.
Und doch sind nicht einmal ein Prozent der Sonnenmasse „verbrannt“ worden. Der Brennstoff wird noch weitere 5 Milliarden Jahre reichen.
Doch was geschieht dann?
Wenn aller Wasserstoff im Zentrum der Sonne zu Helium verbrannt ist, erlischt die Kernfusion.
Der Strahlungsdruck kann der enormen Schwerkraft nichts mehr entgegensetzen, das Zentrum der Sonne bricht zusammen.
Dabei erhöht sich die Temperatur auf 100 Millionen Grad.
Der Fusionsreaktor zündet dann erneut und verschmilzt jetzt im Zentrum die Kerne der Heliumatome zu Kohlenstoffkernen.
In einer Schale um diesen neuen Fusionsreaktor aber herrschen jetzt so hohe Temperaturen, daß auch dort parallel das Wasserstoffbrennen zündet.
Der Energieausstoß, der sich nach außen durchfressenden Wasserstoffbrennzone, erhöht sich bis der Gas- und Strahlungsdruck die Oberhand gewinnt.
Unsere Sonne im Endstadium
Die Sonne bläht sich auf und frisst ihre Kinder. Erst Merkur, dann die Venus bis die Oberfläche des Roten Riesen bedrohlich nahe an der Erde endlich zum Stillstand kommt.
Die Ozeane und die Atmosphäre des blauen Planeten verdampfen. Eine tote, glühende Erde umkreist als innerer Planet einen Roten Riesen.
NGC 7027
Nach weiteren vier Milliarden Jahren wird aller Brennstoff des Roten Riesen verbraucht sein.
Die Schwerkraft wird ihn dann zur Größe unserer Er-de komprimieren.
Wenn der Stern zusammenbricht gibt er seine äußere, dünne Hülle an den Weltraum ab.
Das Hubble-Space-Telescope hat den Todeskampf eines Sterns in der Größe unserer Sonne fotografiert - den Nebel NGC 7027, 3000 Lichtjahre von uns entfernt,
im Sternbild Schwan.
Die äußeren Hüllen wurden zunächst nur langsam als Kugelschalen abgestoßen.
Schließlich wurden die Auswürfe immer stärker und gipfelten zuletzt in einem heftigen Energieausbruch,
bei dem die übrigen Schichten abgestoßen wurden.
Der Weiße Zwerg im Zentrum regt sie zum Leuchten an. Ein Gasring kündet vom Ende eines Sterns: ein Gasring,
wie wir ihn an vielen Stellen am Himmel sehen können.
Die Dichte des weißen Zwerges im Zentrum des Rings ist ungeheuer hoch.
Ein Teelöffel voll weißer Zwergmaterie wiegt eine Tonne! Der weiße Zwerg wird Milliarden von Jahren brauchen, um seine Wärme zu verlieren.
Am Ende, wenn er sich in einen unsichtbaren schwarzen Zwerg verwandelt hat, wird er sich den unzähligen toten Sternen anschließen,
die sich in der Unermesslichkeit des Universums verlieren.
Größenvergleich: Erde = weißer Zwergstern
Die Sonne - Der Stern von dem wir leben
Wenn das Licht und die Wärme der Sonne versiegten, wäre das Leben schon bald von unserem Planeten verschwunden.
Das Licht der Sonne wird von den Pflanzen absorbiert. Pflanzen, Tiere und Menschen beziehen Sonnenenergie durch die Photosynthese.
Sie ist letztendlich die Quelle aller Nahrung, umgewandelte Sonnenenergie! Ein Abfallprodukt der Photosynthese ist der Sauerstoff.
Die Sonne liefert aber auch direkt oder indirekt fast die gesamte Energie der Erde.
Gespeicherte Sonnenenergie, in Pflanzen gefangen und zu fossilen Brennstoffen gepresst: Kohle, Erdöl und Erdgas.
Windkraft
Wasserkraft
Die Wärme der Sonne treibt die Winde an und verdunstet Wasser, das als Regen niedergeht und Wasserkraftwerke speist.
Unser Leben hängt von der Gegenwart der Sonne und ihrer immer gleichen Wärme ab.
Die Sonne als Wärmespender
Unsere Erde
Wir erhalten gerade soviel Energie von der Sonne, dass der größte Teil unseres Wassers flüssig ist,
eine wesentliche Voraussetzung für die Bildung von Leben.
Schon unsere nächsten Nachbarn im All weisen völlig ungeeignete Lebensbedingungen auf.
Die Venus, dichter an der Sonne, ist heiß genug, um Blei zu schmelzen. Wenn es hier einmal Meere gab, so sind sie längst verdampft.
Der Mars, weiter von der Sonne entfernt als die Erde, ist in einer Eiszeit erstarrt.
Nur die Erde bietet in unserem Sonnensystem dem Leben eine Chance......
Sonnenuntergang über Lonsee am 28.07.2008
